La région de Sh2-254 est un complexe de régions HII situé à du système solaire sur le bras de Persée, dans la partie la plus méridionale de l'association OB Gémeaux OB1 dans la constellation d'Orion. Cependant, comme la distance de cette association OB n'est pas connue avec une précision absolue, variant entre selon les estimations, l'interaction réelle de la région avec cette association n'est pas certaine.

La région est composée d'un certain nombre de nuages qui apparaissent optiquement sphéroïdaux et apparemment non connectés, bien qu'ils soient très proches les uns des autres. Les composants les plus brillants sont et , plus , le plus grand et d'où le complexe tire son nom, et d'autres nuages plus petits. Des phénomènes de formation d'étoiles sont présents dans les nuages de la région, comme en témoigne la présence de plusieurs sources de rayonnement infrarouge et de quelques masers.

Observation La région nébuleuse est observée dans la partie la plus septentrionale d'Orion, coïncidant avec le plan galactique, immergée dans de riches champs stellaires. Sa position est détectable à environ à l'ouest-nord-ouest de l'étoile brillante Alhena (γ Geminorum), de magnitude 1,9 et bien reconnaissable même depuis les zones urbaines. Les composants les plus brillants sont , également connu sous le nom de , et , deux nuages en forme de sphéroïde qui peuvent être facilement détectés sur des photographies astronomiques à longue exposition prises à des grossissements moyens à élevés. Les régions nébuleuses environnantes, telles que le nuage étendu , qui constitue l'extrémité ouest du complexe, apparaissent beaucoup plus faibles et dispersées, tandis que les nuages plus petits, et , sont difficiles à détecter.

Le complexe est situé dans l'hémisphère boréal, à environ de l'équateur, ce qui le rend observable depuis toutes les régions peuplées de la Terre, étant visible jusqu'aux régions intérieures du continent antarctique, alors qu'il est circumpolaire à seulement quelques degrés du pôle nord. La meilleure période pour son observation dans le ciel du soir correspond à la fin de l'automne et à l'hiver dans l'hémisphère nord, lorsqu'elle apparaît haut au-dessus de l'horizon sud. Depuis l'hémisphère sud, elle apparaît haut dans le ciel les nuits d'été en direction de l'horizon nord.

Structure et phénomènes de formations d'étoiles L'environnement galactique dans lequel se trouvent ces nébuleuses est celui du secteur central intermédiaire du bras de Persée. Il se situe au-delà de l'association Gémeaux OB1, dont la distance estimée se situe entre . En considérant une distance de pour l'association, le complexe de serait en interaction directe avec cette même association. Au contraire, une distance plus courte que Gémeaux OB1 impliquerait probablement une indépendance des deux systèmes. L'environnement dans lequel se trouve le complexe est apparemment le même que celui de la nébuleuse Sh2-261, visible un peu plus au sud, et du vestige de supernova , visible entre et . Cependant, les trois objets sont complètement indépendants, étant à environ du système solaire, à environ et le vestige de supernova à environ . L'un des signes les plus évidents suggérant une interaction entre les deux systèmes est l'expansion du nuage moléculaire de Gémeaux OB1, représentée par une structure en forme d'arc s'étendant sur environ sur le bord sud-est de la région entourant , dont la vitesse radiale est d'environ .

La partie centrale de la région ; le nuage au centre est . A l'extrême droite est visible l'étoile , responsable de l'ionisation de . Le nuage à gauche est , où se trouvent la plupart des phénomènes de formation d'étoiles actifs dans le complexe de nébuleuses.

Les nébuleuses du complexe apparaissent optiquement séparées les unes des autres, avec une apparence circulaire et une étoile au centre responsable de l'ionisation du gaz dans chaque nuage individuel. La masse totale de la région de la nébuleuse est d'environ . Il s'agit d'une région HII d'apparence dispersée et de forme sphérique, ionisée par l'étoile bleue de la séquence principale (), de classe spectrale et de magnitude , apparemment la plus brillante de la région. L'émission de 13CO, identifiée par le Palomar Sky Survey, délimite les bords du nuage et est plus forte entre celui-ci et les autres nuages du complexe. De plus, alors que l'émission de 12CO est distribuée de manière graduelle et floue en dehors des régions HII optiquement visibles, l'émission de 13CO montre des structures filamentaires de gaz moléculaire.

est l'un des nuages les plus brillants de la région, le plus proche de . Il semble être ionisé par , une étoile bleue de la séquence principale de classe et de magnitude , rejointe par trois autres étoiles dont la classe spectrale n'a pas été déterminée. , en revanche, est responsable de l'ionisation des gaz du nuage , le plus à l'est des deux nuages les plus brillants de la région. Il s'agit d'une géante bleue de classe , enveloppée d'une nébulosité qui l'obscurcit partiellement, et d'une magnitude de . Les deux régions mineures, (située entre et ) et , constituent une petite partie ionisée du nuage moléculaire sombre dont le complexe entier fait partie, et dont les étoiles ionisantes ne sont pas connues avec certitude.

La présence de phénomènes récents de formation d'étoiles dans la région est attestée par la découverte de plusieurs amas ouverts très jeunes et complètement enveloppés de gaz, catalogués comme , et et détectés par l'étude 2MASS. De plus, il existe un proto-amas massif contenant une brillante source de rayonnement infrarouge, visible en particulier dans l'infrarouge lointain, catalogué comme et situé au centre de , qui semble être la nébuleuse la plus active de la région. Cette source est composée de trois noyaux compacts, dénommés , et , avec des masses comprises entre et concentrés dans un espace de . Dans , d'autres sources infrarouges sont également connues, coïncidant avec de jeunes objets stellaires et principalement des étoiles de la pré-séquence principale de faible masse.

Plus largement, 80 jeunes composants stellaires et sources infrarouges sont connus dans l'ensemble de la région de la nébuleuse, parmi lesquels 11 masers se distinguent ; certains d'entre eux sont de l'eau, d'autres du CO et du HCN, catalogués en 1984. L'ensemble de la nébuleuse est également identifié comme la région de formation d'étoiles Avedisova 1858.

Liens externes

Bibliographie

Notes et références

Catégorie:Région HII Catégorie:Bras de Persée Catégorie:Constellation d'Orion Catégorie:Objet du catalogue Sharpless